«Кажется, я знаю, как родилась Вселенная» — 2 - Троицкий вариант — Наука
Публикуем заключительную часть беседы Бориса Штерна с Андреем Линде, одним из создателей хаотической модели инфляции Вселенной 1. Интервью записано в рамках работы над книгой «Рубаков и физика Вселенной» (планируется к публикации в издательстве «Тровант»). Оператор и автор дополнительных вопросов — Алексей Кудря 2.
— Насчет философских вопросов. Мы с Валерой Рубаковым как-то написали популярную статью про антропный принцип 3. В антропном принципе есть важная вещь — это множественность вселенных с разными законами физики. Теперь основная надежда на вот эту генерацию разных законов. Сейчас, насколько я понимаю, все-таки остается теория струн. Перестройка вакуума.
— Да, это основная идея.
— Здесь сразу приходит на ум ваша идея по поводу вечной инфляции, когда из-за квантовых флуктуаций растет потенциал, доходит до планковских масштабов, где вакуум в соответствии с теорией струн как-то перестраивается, меняются законы физики. То есть из десяти измерений получается другое непредсказуемое число измерений разными способами. И здесь сразу появляется некое недоумение в связи с тем, что потенциал хороших моделей инфляции, типа модели Старобинского, плоский. Да еще и лежит на 12 порядков ниже планковского уровня по плотности энергии. Он не ведет к планковским масштабам, правильно? То есть надо чего-то еще предположить. И вот как добраться до планковских масштабов? Нужно еще что-то дополнительное придумывать?
— Этот вопрос расщепляется на два. Во-первых, как вообще начинается инфляция в модели Старобинского? Во-вторых, как Вселенная разбивается на разные части, если инфляция не могла идти при планковских энергиях?
Первое: модель Старобинского R + R2 — это не весь мир. У этой модели самой по себе есть проблема начальных условий. Простейший анализ возникновения замкнутой Вселенной в модели Старобинского дает экспоненциально маленькую вероятность рождения. Но если Вселенная плоская и имеет топологию тора, то эту проблему можно решить. В частности, есть большой цикл работ (начиная с нашей статьи 4 с Уильямом Истом, Мэттью Клебаном и Леонардо Сенаторе, опубликованной в 2016 году), показывающих, как инфляция может начаться, даже если первоначально Вселенная была очень неоднородна и анизотропна, а плотность энергии в неоднородностях была на много порядков выше значения инфляционного потенциала. А после инфляции Вселенная становится такая большая, что ее топология уже не важна.
Но можно сделать еще проще. Начиная с середины 1980-х годов было известно, что модель Старобинского эквивалентна модели с экспоненциально плоским потенциалом, как в теории α-аттракторов при α=1. Так вот: возьмем такую модель и добавим к ней потенциал хаотической инфляции m2χ2. В модели m2χ2 инфляция может начаться уже при планковской плотности энергии. Эта стадия кончается, когда поле χ падает в точку χ=0. К этому времени Вселенная уже становится огромной, плоской и однородной. Только вот гравитационные волны слишком большие. Но инфляция еще не кончилась. При χ=0 мы находимся в «долине» с потенциалом, описывающимся моделью Старобинского, и мы покатились, покатились, покатились вниз по этой «долине». Тогда все наблюдательные данные получаются такие же, как в модели Старобинского. А началось всё с планковской плотности и хаотической инфляции. То есть мы со Старобинским как бы друг другу помогаем, сохраняя все достоинства и убирая все недостатки. И такой же трюк можно проделать, объединяя хаотическую инфляцию m2χ2 и модели α-аттракторов.
В таких моделях вопрос о том, что квантовые флуктуации недостаточны для скачков между разными минимумами, снимается, потому что инфляция начиналась при предельно больших значениях плотности энергии. Но Вселенная разбивается на много разных областей, даже если инфляция шла только при очень низкой энергии.
Первый механизм стабилизации вакуума в теории струн, известный теперь как ККЛТ-механизм, был предложен в нашей работе 5 с Шамитом Качру, Ренатой Каллош и Сандипом Триведи в 2003 году, и там же мы оценили вероятность перехода из одного вакуума с положительной энергией вакуума в другой уже после инфляции. Мы получили неожиданный результат: из любого такого вакуума можно прыгнуть в любой или почти любой другой вакуум с очень маленькой, но конечной вероятностью, даже если плотность энергии в новом вакууме выше. Так что не обязательно прыгать во время инфляции; в конце концов все возможности будут реализованы.
Но до сих пор мы говорили о простейшем варианте теории множественной Вселенной, когда Вселенная является космологическим фракталом со всеми этими веточками разноцветными, 101000 вариантов. Это то, с чего мы начинали: разноцветная Вселенная, состоящая из многих огромных частей, как карта разных стран на глобусе невероятно большого размера. А затем внутри красных частей за счет квантовых флуктуаций появляются синие части, а внутри синих — красные или зеленые. Этот вариант простейший, но, возможно, не единственный.
До теории Мультивселенной была многомировая интерпретация квантовой механики, которую придумали для того, чтобы объяснить, в частности, как быть с шрёдингеровской кошкой, которая либо погибнет, либо выживет, с вероятностью, зависящей от того, как пойдет квантовомеханический процесс. Согласно квантовой механике, волновая функция расщепляется на волновую функцию мертвой кошки и живой кошки, и обе эти веточки существуют, но мы видим только одну, только один окончательный результат. Как же это так? Ну и вот в течение ста лет это всё обсуждается, и до сих пор люди спорят о шрёдингеровской кошке.
А в инфляции всё то же самое, но только еще сложнее, без кошки. Мы начали с состояния, где кошки не было. Мы говорим про вероятность создания галактик из состояния, где не было галактик. Собственно, частиц там могло не быть никаких. Был, может быть, один миллиграмм материи, а может быть, и его не было. Всё могло начаться из ничего или почти из ничего. И тогда мы начинаем квантовую космологию воспринимать всерьез. Мы начинаем думать не только о том, как квантовые флуктуации «перекрашивали» огромный раздувающийся фрактал, разбивая его на экспоненциально большие части, но и о том, что волновая функция Вселенной, если она имеет смысл, должна описывать все возможные топологии мира и все возможные значения полей.
И тогда могло быть так: помимо того, что одна веточка может расщепляться на много вселенных, с самого начала, до того, как инфляция началась, волновая функция Вселенной описывала много разных веточек. Волновая функция Вселенной, если она имеет смысл, должна описывать все теоретически допустимые вакуумные состояния, даже если бы мы не могли из одного вакуума в другой перескакивать.
— Уточняю для себя. То, что большинство людей, включая меня, представляют вечной инфляцией, — это дерево. Или много деревьев. А то, о чем вы сейчас говорили, — это прямо много лучей сразу из начала одновременно.
— Да-да-да. Более того, сама эта первоначальная идея на самом деле гораздо проще. Я даже об этом написал в обзоре по инфляции в 1984 году. Там я обсуждал проблему космологической постоянной, вопрос о рождении Вселенной из ничего, и предложил возможность решить проблему космологической постоянной с помощью антропных соображений. Есть такие теории, в которых космологическая постоянная является свободным параметром, как специфическое физическое поле, которое, раз возникнув одновременно со вселенной, не может меняться. Если такая теория имеет смысл, то волновая функция вселенной должна описывать возможность рождения вселенных с любыми физически допустимыми значениями космологической постоянной. А жить мы можем только там, где космологическая постоянная маленькая.
Алексей Кудря: Андрей Дмитриевич, а можно мне задать вопрос насчет B-моды в поляризации реликтового излучения? Что сейчас слышно на эту тему? И почему обнаружение этой самой B-моды будет подтверждением теории инфляции?
— Очень трудно дело движется. Что произошло в 2014 году с BICEP? Люди из команды BICEP сказали, что нашли B-моду. Они пришли к нам домой и сняли фильм. И вот то, что не было записано в этом фильме. Я им сказал: да, но как вы это всё в точности знаете? Вы всё небо обмеряете? Они сказали: нет, у нас есть маленький кусочек. Я им говорю: а откуда вы знаете, что этого маленького кусочка вам достаточно, что это не случайное чего-нибудь, какая-нибудь ерунда, которая там происходит, а вы ее так интерпретируете? Ну вот, так и оказалось, это были специфические эффекты, связанные с межзвездной пылью, которые трудно отличить от эффектов, связанных с инфляционными гравитационными волнами.
Но то, что они сделали, — это всё равно потрясающе. Как бы люди ни были недовольны тем, что произошло в 2014 году, они до сих пор чемпионы. Их результаты самые сильные, и все ждут, что они еще скажут на этот счет. Самое последнее ограничение на отношение тензорных возмущений к скалярным r < 0,034. А предсказание модели Старобинского — в десять раз меньше. А чем меньше, тем труднее проверить.
BiCEP (Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization)
Телескоп на Южном полюсе, оптимизированный для измерения карты поляризации микроволнового излучения. Главная цель — зарегистрировать так называемую B-моду в карте поляризации, которая свидетельствовала бы о существовании реликтовых гравитационных волн. В 2014 году в данных инструмента «нашли» В-моду, но оказалось, что это фон от галактической замагниченной пыли. Поиски продолжаются, хотя со временем стало ясно, что задача очень сложна, так как вероятный уровень гравитационных волн на полтора порядка ниже, чем сигнал от фона, обнаруженный в 2014 году. На рисунке телескоп ВICEP справа, слева — телескоп SPT, тоже микроволновый.
— Люди намерены добраться до 10–3. Я не знаю, насколько им можно верить.
— BICEP/Keck продолжают работать, обсерватория Саймонса и LiteBIRD обещают дойти до 10–3. Но запуск LiteBIRD планируют только на 2032–2033 годы. Так что пожелаем друг другу здоровья и долгой жизни…
Алексей Кудря: Почему именно обнаружение B-моды будет подтверждением теории инфляции?
— Будет ли это подтверждением? Да, будет, особенно если гравитационные волны будут с тем же спектром, какой должен получиться за счет инфляции. Очень трудно получить такие гравитационные волны каким-нибудь другим способом. Ну, так же, как и скалярные возмущения с плоским спектром. Очень-очень трудно получить. И вдвойне трудно спектр получить такой, как надо. Поэтому хотелось бы не только гравитационные волны найти, но также и их спектр.
Но здесь есть другой вопрос: необходимо ли обнаружение гравитационных волн для подтверждения инфляции? С моей точки зрения, это было бы замечательно, но многие не знают, что это было бы не первым, а одиннадцатым подтверждением инфляции после тех десяти других подтверждений, которые уже были получены за последние 45 лет 6.
Алексей Кудря: Спасибо. Можно еще один вопрос? Если Мультивселенная действительно существует как следствие вечной инфляции, то какое наблюдаемое явление могло бы служить ее доказательством?
— Многие люди говорят, что, поскольку инфляция делает наш мир безумно большим и другие части Вселенной экспоненциально далеко от нас, мы никогда не сможем их увидеть и доказать, что мы живем в Мультивселенной, состоящей из разных частей.
На это есть встречный вопрос: если инфляционная космология подтверждается наблюдениями и предсказывает, что Вселенная безумно большая, то можем ли мы доказать, что все ее части, не доступные нам, одинаковы? То есть можем ли мы доказать, что не живем в Мультивселенной? А если нет, то есть ли какие-то экспериментальные данные, которые помогут нам найти ответ на этот вопрос, не требуя путешествий за край мира?
В науке часто применяется принцип Поппера, согласно которому истинно научной считается лишь та теория, которую можно опровергнуть наблюдениями. Но не все знают, что помимо этого есть еще принцип Шерлока Холмса: «Если вы исключите невозможное, то, что останется, и будет правдой, сколь бы невероятным это ни казалось».
Мы живем в реальном мире, и в этом мире принцип Шерлока Холмса часто используется. Решается судьба: человек убил кого-то, а может быть, не убил. Собирается 12 человек, которым дается право решить, убил или не убил, на основании косвенных доказательств. И человека либо посылают в тюрьму, либо на электрический стул, либо отпускают на свободу. Но решение принимают, потому что надо решение принять, что делать?! И поэтому решения часто принимаются в отсутствие полной картины, полной ясности.
Этот же метод работает в науке, если есть какая-то совокупность данных, которые никак по-другому не объясняются. И вот вы начинаете думать: альтернативных объяснений чего у нас нет, если нет множественной Вселенной?
В течение многих десятилетий мы безуспешно старались понять, почему энергия вакуума (космологическая постоянная) в точности равна нулю. Можно было бы надеяться, что какая-то симметрия приводит к этому, но это объяснение не работало (смотри об этом дальше). А потом оказалось, что энергия вакуума не ноль, а 10–120 в планковских единицах. Это абсолютно сумасшедшее совпадение. Но если бы энергия вакуума была, например, на три порядка больше, то все галактики разорвало бы и не было бы планетных систем и нас. А если бы она была отрицательной, то Вселенная давно уже сколлапсировала бы, не было бы не только жизни, но и вообще ничего. Ну тогда, может быть, нет проблемы с космологической постоянной?
А почему мы живем в трехмерном мире, если, согласно теории струн, пространство плюс время имеют десять измерений? Почему у нас скомпактифицировались шесть пространственных направлений, так что осталось три пространственных и одно временно́е?
А ответ на этот счет дал Пауль Эренфест в 1917 году. В 1917 году было много примечательных событий, не только Октябрьская революция, также был открыт мир де Ситтера, и была сделана эта работа Эренфеста. Мы с Ренатой три месяца работали в Лейденском университете, где раньше работал Эренфест. На каждом повороте, на каждой лестничной клетке — портреты Эренфеста, вместе с Эйнштейном или без Эйнштейна. Сотрудники университета все этим гордились. Они показывали дом, где жил Эренфест, рассказывали о его трагической судьбе. А я им говорю: вы знаете, что Эренфест объяснил, почему наш мир трехмерен? Никто там не знал. Почему? Потому что сумасшедшая идея, 1917 год, кому какое дело было?! А Эренфест сказал, что если бы пространство было четырехмерным или пятимерным, то тогда планетные орбиты и атомные орбиты были бы неустойчивы. А если бы мир был двухмерный или одномерный, то в общей теории относительности (это он тогда не сказал, но это потом стало ясно) не было бы вообще никакого гравитационного притяжения между удаленными объектами. Это свойство общей теории относительности, в ньютоновской теории это нельзя понять. То есть мы живем в трехмерном мире, потому что у нас нет никакой другой возможности.
А вот у нас протон и нейтрон имеют одинаковые массы с точностью больше, чем 1%. А почему такое совпадение? А если бы у протона была масса на 1% больше, то все протоны распались бы, остались бы одни нейтронные звезды. Ни одного человека из нейтронных звезд слепить нельзя. А если бы нейтрон был заметно тяжелее, чем он есть, то ничего, кроме атомов водорода, сделать было бы нельзя.
И этот список можно продолжать и продолжать. Но это всё не имеет никакого смысла, ничего не объясняет, если вы не имеете возможности попробовать разные варианты. Поэтому долгое время антропные рассуждения воспринимались как пример интеллектуальной нечистоплотности.
А в инфляционной Мультивселенной всё просто. В одной части Вселенной у вас протон был слишком тяжелый, и там мы не живем. В другой части Вселенной нейтрон был слишком тяжелый, и там мы не живем. Там, где космологическая постоянная большая, мы жить не можем. В тех частях мира, где пространство пятимерно, мы тоже жить не можем. Тогда мы можем эти все вещи объединять и говорить: вот, у вас есть свидетельство в пользу того, что должна быть такая теория, в которой можно все эти давно известные экспериментальные данные объяснить (в данном случае — теория множественной Вселенной). Или вы признаёте, что все эти экспериментальные данные остаются необъясненными. Сто лет назад были необъясненными, сейчас необъясненные, через сто лет останутся необъясненными. Или вы принимаете теорию Мультивселенной, единственную из ныне существующих, в которой это можно объяснить. Хорошо это или плохо? Но есть ли у вас выбор какой-нибудь? Если нет выбора, ну что тогда остается? Что бы нам Шерлок Холмс сказал?
— Теперь я беру слово. Андрей, вы сейчас прекрасно объяснили суть антропного принципа, но по поводу космологической постоянной есть сомнение. Вот мы тоже с Валерой это, кстати, достаточно долго обсуждали. Там, значит, цена вопроса — 120 порядков величины. То есть вам нужно где-то 10120 попыток, чтобы создать Вселенную с нужной космологической постоянной. Формально это абсолютно правильно, но душа не приемлет.
— На самом дело одной попытки достаточно. Вселенная, когда родилась, дальше начинает сама делать все попытки. От вас усилий не требуется.
— Ну как же. В одной вселенной у вас космологическая постоянная, скажем, половина планковской, в другой она отрицательная и тут же исчезает…
— Это одна и та же Вселенная. Вот эта самовосстанавливающаяся Вселенная сама перебирает все эти возможности.
— Подождите, подождите. Вот если возникла вселенная, где космологическая постоянная, скажем, в тысячу раз больше, чем у нас сейчас, она тут же и разлетелась бы или схлопнулась, эта вселенная. У нас разная терминология по поводу вселенных. Если брать вселенную в виде пузыря — самостоятельного пузыря, т. е. не всего, что существует, а вселенную как это конкретное замкнутое пространство.
— Да, с терминологией здесь трудно. Не хватает правильных слов для описания новой ситуации. Раньше казалось, что если у нас будет достаточно мощный телескоп, то мы всю Вселенную увидим. Но в инфляционной теории это не так. В простейшем варианте теории множественной Вселенной у нас весь мир состоит из многих огромных частей с разными свойствами. Те, кто живет в одной из этих частей, может никогда не увидеть других частей. В некоторых из этих частей космологическая постоянная отрицательная, они сколлапсируют, но все другие части этого мира останутся. Это как с черными дырами: они коллапсируют, а у нас свои проблемы. Не во всех остающихся частях мы можем жить, так что есть корреляция между свойствами тех, кто там может жить, и свойствами этих частей. Никакой метафизики.
— Правильно. Вечная инфляция сама плодит вселенные в виде ветвей. Но нам надо наплодить… 10120 этих ветвей, чтобы одна оказалась правильной.
— Но поскольку ничего это вам не стоит, государство не должно это субсидировать. Как только начала Вселенная расширяться, то она из своих собственных ресурсов делает все свои 10 в миллионной степени копий, что нам жалеть-то? В принципе материал не требуется. Это самое странное, что можно понять математически, но не до конца доходит. Как может инфляция работать? Вы начали с одного миллиграмма материи, после этого получили всё, что мы сейчас видим. Ничего это не стоило. Это непривычно, но мы с этим живем.
— Сейчас я приведу исторический пример. Какое-то время назад думали, что плоская Вселенная — это тоже результат антропного принципа. Потом появилась теория инфляции, которая дает плоскую Вселенную автоматически. Не может ли быть так, что существует какой-то принцип, по которому космологическая постоянная большого пространства, раз уж оно большое и плоское, должна быть равна нулю или близка к нему? Думают ли люди в этом направлении? Или остается только антропный принцип?
— До теории струн было большое количество работ на эту тему. Хотелось найти какой-то принцип, требующий того, чтобы космологическая постоянная была равна нулю. Например, суперсимметрия приводит к сокращению вкладов бозонов и фермионов в энергию вакуума. У одних вклад в плотность энергии вакуума отрицательный, у других положительный. Надо сделать так, чтобы суперсимметрия нам обеспечивала равенство нулю суммарной плотности энергии. Да, но мы живем в мире, где суперсимметрия нарушена. А насколько она нарушена? Она сильно нарушена. Иначе бы мы видели суперсимметричных партнеров обычных частиц. Так что не помогли пока эти принципы. Я даже рассматривал идею, что есть две разные вселенные, которые друг с другом взаимодействуют только глобально. У одной из них положительная энергия, у другой ровно такая же отрицательная. И если глобальное взаимодействие учесть, то энергия вакуума становится нулевой. Но в точности описать это в квантовой теории поля было трудно. А потом мой друг Саша Долгов нашел еще одну проблему, и я с ним согласился.
Короче говоря, как люди ни пытались, не получалось. Была теория Baby Universes7, которая началась, кстати, вот с этой моей модели, с двух вселенных, взаимодействующих глобально. Я рассказал про это в Гарварде, когда я был там в 1987 году, читал лекции, рассказал это Сидни Коулману. Он удивился. А потом я приехал в Стэнфорд, рассказал эту идею Ленни Сасскинду и Тому Бэнксу. И там была еще Хелен Квинн. И они меня выслушали, а после раздраконили вдребезги, объясняли всю глубину моего идиотизма, говоря, что никакой грамотный человек с этим не согласится по такой-то и такой-то причине. Потом Хелен Квинн перевела это на мой язык, на котором я мог отчасти понимать обрывки того, что говорилось. После этих двух часов обсуждения я был полностью убит. Мы вышли из этого места и пошли в кафетерий. Есть мне совершенно не хотелось. До него надо было дойти триста метров. Пока мы туда шли, Ленни Сасскинд сказал: «Но, вообще говоря, наша критика того, что вы сделали, была основана на эффектах, сила которых обратно пропорциональна объему Вселенной». Угу. А Том Бэнкс добавил: «Да, а мне всегда хотелось придумать что-то вот такое, но я не знал, как». И вот когда я вернулся в Москву, то получил препринт Сидни Коулмана, где была его модель Baby Universes, где он пытался объяснить нулевую космологическую постоянную, а также получил препринт Тома Бэнкса, где он это же самое делал, но по-другому, и получил препринт Ленни Сасскинда, в котором он доказывал, что обе эти работы неправильны. Вот так я в результате и попал в Стэнфорд.
А потом пришла теория струн. В теории струн естественнее думать, что наша Вселенная должна быть в состоянии анти-де-Ситтера, с отрицательной космологической постоянной. Объяснить, почему энергия вакуума нулевая или положительная, было очень трудно. В 1998 году возникла драматическая ситуация: теория струн предсказывает отрицательную космологическую постоянную, а изучение суперновых привело к утверждению, что эта константа положительна.
Только через пять лет удалось разрешить эту проблему с помощью ККЛТ-механизма, который мы уже упомянули. Этот механизм позволял стабилизировать вакуум с нулевой или положительной космологической постоянной. А потом выяснилось, что если этот механизм работает, то таких вакуумов может быть не один и не десять, а 10500, т. е. гораздо, гораздо больше, чем 10120. Энергия каждого вакуума должна быть где-то между –1 и +1. Если так, то в интервале между вакуумной энергией –10–120 и +10–120 было 10380 разных вакуумов. А этого более чем достаточно, чтобы решить проблему космологической постоянной.
Теория струн чрезвычайно сложна, мы далеки от ее полного понимания. Помимо ККЛТ-механизма были предложены и другие механизмы стабилизации вакуума в теории струн. Правильность всех этих механизмов дебатируется уже больше двадцати лет. Но, как говорится, джинн вылез из бутылки, и загнать его обратно очень трудно.
— Интересно. Ну, смотрите, вот сейчас на самом деле интересный момент. Аргумент в пользу того, что космологическая постоянная маленькая из-за антропного принципа, — это то, что она отлична от нуля. А вот сейчас мы ждем результатов «Евклида». Может, эта космологическая постоянная, которую мы видим, вовсе не космологическая постоянная, а опять скалярное поле в режиме медленного скатывания, как во время инфляции?
— Данных «Евклида» надо подождать, а возможность эта уже давно обсуждается. Наблюдатели не утверждают, что то, с чем мы имеем дело, — это обязательно космологическая постоянная.
— Да, я как раз туда и клоню.
— Предположим, что это просто результат того, что существует скалярное поле, и оно медленно скатывается в теории, где потенциал имеет постоянный наклон вниз. Для космологической постоянной была нужна одна подгонка, с точностью 10–120. Для теории темной энергии нам надо две подгонки. У нас должен быть этот же самый уровень плотности энергии 10–120, а вдобавок еще очень маленький угол наклона потенциала, чтобы за 14 млрд лет потенциал не слишком изменился из-за скатывания поля. Для этого угол наклона должен быть тонко подстроен, с той же самой степенью точностью 10–120. То есть нужна не одна, а две подгонки, каждая с точностью 10–120. Это выглядит гораздо хуже, чем просто космологическая постоянная. В принципе, можно избавиться от этой второй подгонки, если усложнить потенциал. Но без антропного принципа избавиться от первой подгонки всё равно пока не удается.
Так что мы готовимся ко всем этим возможностям и живем в ожидании новых данных. Но, как говорят, только неправильная теория может объяснить все экспериментальные данные, потому что часть этих данных всегда бывает неправильна. Мы постоянную Хаббла до сих пор не можем померить правильно. Есть две группы людей, которые друг с другом спорят уже много лет, и каждый из них говорит, что они определяют постоянную Хаббла с точностью до многих σ, и они на много σ друг с другом не согласны, но друг друга уважают, кажется, и продолжают эти обсуждения. И все люди устали, но вот такая ситуация. Да, поэтому «Евклид» будет очень важен.
Но если подумать, трудно жаловаться на то, что сейчас происходит в космологии. Мы сейчас изучаем квантовые возмущения, возникшие в первые 10–30 с после рождения Вселенной, и знаем наклон спектра этих возмущений с точностью лучше, чем 1%. Научная фантастика!
В заключение я хотел рассказать об одном парадоксе, который отчасти связан с работой Валеры Рубакова и его соавторов о барионной асимметрии, а отчасти с тем, чем мы занимаемся. Зельдович в свое время читал лекции по космологии, я иногда на них ходил. И на одной из лекций он задал такой вопрос: «А вот есть ли у нас какое-нибудь экспериментальное доказательство несохранения барионного заряда?» Все в это время знали, что пытались найти свидетельства нестабильности протона, сделали установки, мерили много лет. Протон, наверно, должен распадаться с какой-то вероятностью, но на уровне 1030 лет не распадется. Поэтому нет никакого экспериментального свидетельства нестабильности барионов.
А Зельдович сказал: «Инфляция является экспериментальным подтверждением несохранения барионного числа». Я тогда ахнул и стал об этом думать. И какой умный Зельдович-то был, не зря он был главой советской космологической школы!
Я потом сформулировал это по-другому, чтобы парадокс обострить. Есть ли экспериментальное подтверждение несохранения барионного заряда? Да, есть: это то, что параллельные линии не пересекаются.
Выглядит как бред, какая здесь связь? А вот какая: единственное объяснение того, почему параллельные линии не пересекаются, почему Евклид был прав, почему Вселенная плоская, — это инфляция. Она в процессе создания Вселенной сделала последнюю экспоненциально большой и плоской, как поверхность огромного глобуса. Но в результате этого плотность всех изначально существовавших барионов стала экспоненциально маленькой. А поскольку мы видим барионы, то это можно объяснить только тем, что они были рождены уже после инфляции. То есть несохранение барионного заряда — необходимое условие для возможности построить инфляционную космологию. Вот такая «маленькая» вещь.
Что сделал Валера важного для инфляционной космологии? А вот, например, не было бы вообще инфляционной космологии, если бы не было решения проблемы нарушения барионной асимметрии. А тогда как еще мы могли бы объяснить, почему параллельные линии не пересекаются? Все эти вещи — один клубок.
1 Линде А., Штерн Б. «Кажется, я знаю, как родилась Вселенная» // ТрВ-Наука № 447 от 10.02.2026.
2 Видеозапись: youtu.be/-NPqLZgcEIY, vk.com/trvscience, rutube.ru/channel/36379070/
3 Рубаков В., Штерн Б. Антропный принцип // ТрВ-Наука № 262 от 11.09.2018.
4 East W. E., Kleban M., Linde A., Senatore L. Beginning inflation in an inhomogeneous universe // Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, Vol. 2016, September 2016.
5 Kachru S., Kallosh R., Linde A., Trivedi S. P. De Sitter vacua in string theory // Physical Review D68 (4) 2003.
6 Kallosh R., Linde A. On the present status of inflationary cosmology // Gen.Rel.Grav. 57,10 (2025), arXiv: 2505.13646.
7 Coleman S. R. Why There Is Nothing Rather Than Something: A Theory of the Cosmological Constant // Nucl. Phys. B 310, 643 (1988).